渦巻銀河の興味深い形状にちなんだ名前が付けられている場合がある。その一つ、ソンブレロ銀河はつばの広い南米の帽子ソンブレロを横から見た姿に似ている。

　渦巻銀河では、古い星が銀河の円盤の中心にあるバルジに集まっている一方、新しい星も次々と生まれて いる。渦巻銀河の円盤を取り巻く球状の領域は、ハロー（halo）や暈（かさ）と呼ばれ、その大部分を謎の暗黒物質（ダークマター）が占めると考えられている。

　楕円銀河の形状はその名の通り、全体としては丸いが、片軸が長く伸びた楕円形をしている。中には、円形に近いものから、細長い葉巻のような形に見えるものまである。

　楕円銀河には年老いた星が多数存在し、その数は1兆個に達することもある。ちりやガスなどの星間物質はほとんどない。渦巻銀河と同様に楕円銀河の星も銀河の中心をそれぞれ公転するが、その回転方向には一貫性が見られない。また、楕円銀河では新しい星の誕生は起きないと考えられている。

　確認されている中で宇宙最大の銀河は、おそらく長さが200万光年もある巨大楕� ��銀河である。小さい楕円銀河は矮小楕円銀河と呼ばれる。

　渦巻でも楕円でもない銀河は不規則銀河といい、形状は歪んでいるように見える。明確な構造を持たないが、その原因は近くにあるほかの銀河の重力的な影響を受けていることが多い。

その他の銀河の中に
レンズ状銀河と矮小銀河があります。

　　　　　分類

様々な形状の銀河系を初めて分類したのは、エドウィン・ハッブルである。ハッブルは、1926年に自身による観測結果からハッブルの音叉図あるいはハッブル分類と呼ばれる、銀河の分類図を作った。

ハッブルの音叉図
ハッブル分類（ハッブルぶんるい）は、銀河をその形態によって分類する方法。エドウィン・ハッブルが1926年に提唱した。
ハッブルの音叉図
ハッブルはE0、E1、…と楕円銀河が進化し、レンズ状銀河を経て渦巻銀河と棒渦巻銀河に分化すると考えた。この模式図は音叉のような形をしているため、ハッブルの音叉図と呼ばれている。

howベン·ネビスは、障害または倍のように形成された

しかしその後の研究により、楕円銀河より渦巻銀河の方が一般に回転が速いこと、渦巻銀河には星間ガスが大量に含まれるのに対して楕円銀河にはほとんどガスが見られないことなど、様々な性質の違いが明らかになり、この考え方は否定されている。しかし、現在でもこの考え方に基づいて、ハッブル図上で相対的に左側にある銀河を「早期型」、右側の銀河を「晩期型」と呼ぶことは多い。

銀河の分類

楕円銀河
単純な回転楕円体の形をしており、これといった内部構造のない銀河である。記号はE。扁平率によってさらに細分類されており、(1-短径/長径)を10倍した数字をEのあとにつける。つまり球形の銀河はE0となり、平たくなるに従って数字が大きくなっていく。長径と短径の比が約10:4、E7よりも扁平な楕円銀河は見つかっていない。

楕円銀河M59

渦巻銀河
中央に回転楕円体の形状をしたバルジという部分があり、その周囲に円盤部（ディスク）をもつ銀河。ディスクの中には渦状腕が見られる。記号はS。渦状腕の巻き込み具合が最もきついものをSa、以下ゆるくなるに従いSb、Sc、…と表す。SaからScに向かうにつれて、ディスクに対するバルジの大きさの比が小さくなる。

渦巻銀河NGC4414

渦巻銀河の中に
棒渦巻銀河

ハッブル宇宙望遠鏡が撮影した棒渦巻銀河NGC1300

棒渦巻銀河（ぼううずまきぎんが、barred spiral galaxy）は銀河のハッブル分類における種類の一つ。渦巻銀河と全く同じ特徴（バルジ即ち中心核部分は老齢の赤っぽい星が多い。腕の部分は青い若い星が多く見られ、星間物質を豊富に含む、等）を持つが、銀河中心のバルジを貫くような配置の棒状構造をディスク（中心核と腕を含む銀河円盤）内に持ち、渦状腕がこの棒構造の両端から伸びている点が通常の渦巻銀河と異なる。

全天で観測される渦巻銀河のうち、約半数が棒渦巻銀河である。最近の観測結果から、我々の銀河系も棒渦巻銀河であるとする説が有力になっている。

不規則銀河
２つの種類があります。
１つは、特定の形を持たずに、星、星間物質が無秩序に広がっている銀河。
２つめは、「特異銀河」と「異常銀河」です。

不規則銀河の一つろくぶんぎ座A。質量が銀河系の1/1000と小さく、わい小不規則型銀河に分類される。地球からの距離は約400万光年。

その他の銀河の中に
レンズ状銀河と矮小銀河があります。
レンズ状銀河

レンズ状銀河　NGC5866
NGC5866ーりゅう座のレンズ状銀河

動物は音を供給への適応方法

いて座矮小銀河
矮小銀河（わいしょうぎんが、dwarf galaxy）は数十億個以下の恒星からなる小さな銀河である。我々の銀河系には2000億〜4000億個の星が含まれているが、矮小銀河の規模はこの約1/100以下であり、特に小規模な矮小楕円銀河は球状星団と区別できないほどである。銀河系の伴銀河の一つである大マゼラン銀河には300億個以上の星があるが、矮小銀河に分類される場合もある。

異常な銀河

NGC6872
この銀河は、すぐ上に位置する小さな銀河IC４９７０と相互作用しており、左上へ、のびた渦巻きの腕が著しくゆがんでいる。

宇宙には、銀河同士の相互作用や衝突により、形のゆがんだ特異な姿の銀河が、全体の３分の１あります。

触角銀河（NGC 4038（右）/ NGC 4039（左））

触角銀河（しょっかくぎんが、Antennae Galaxies, NGC 4038 / NGC 4039）はからす座にある銀河の対である。NGC 4038 及び NGC 4039 という二つの銀河が衝突しており、互いに潮汐力を及ぼし合うことで2本の長い腕状の構造が伸びているのが特徴である。日本語ではアンテナ銀河とも呼ばれる。この二つの銀河は共に1785年にウィリアム・ハーシェルによって発見された。

M82（上）とM81（下）
スターバースト銀河（ｓｔarburst galaxy）とは、通常よりもはるかに激しい勢いで星形成が行われている銀河である。2つの銀河が衝突したり近接遭遇した場合にこのような爆発的星形成（スターバースト）が引き起こされることが多い。通常の銀河でも星形成は行われているが、単位時間当たりの星形成率はスターバースト銀河に比べるとずっと少ない。スターバースト銀河での星形成は、そのまま星形成が続けば恒星を作る材料となる星間ガスを銀河の年齢よりもずっと短時間で使い尽くしてしまうほどの勢いである。良く知られたスターバースト銀河の例として、M82銀河やIC10銀河などがある。
おおくま座のM82はスターバースト銀河の原型と言える銀河である。M82の活発な星形成は近くのM81銀河との近接遭遇によって引き起こされている。この付近の電波観測によるマッピングを見ると、中性水素の大きな流れが2つの銀河をつないでいることが分かる。これも近接遭遇の結果である。

活動銀河中心核
銀河中心核が異常に活発な活動を示す銀河のことをANG（活動銀河中心核）と言います。
その中に
１．セイファート銀河
セイファート銀河の一つコンパス座銀河。セイファート2型銀河に分類されている。画像でピンク色に着色されているのは中心領域から銀河の外に放出されている高温ガス。

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セイファート銀河（セイファートぎんが、Seyfert galaxy）は活動銀河の一種である。カール・セイファートが1940年代に初めて分類したことからこの名が付けられている。銀河の形態は渦巻銀河または不規則銀河で、極端に明るい中心核を持つのが特徴である。中心核の輝度は銀河本体よりも明るい場合もある。この中心核の活動性は中心に存在する大質量ブラックホールによるものと考えられている。中心核から放射される光は1年以下の時間尺度で変光することから、この光を放出している領域は直径1光年以下の非常に小さな範囲であることが示唆されている。

２．電波銀河
電波銀河は強い電波を放つ銀河です。多くは、中心核から２方向に電波領域が広がっていて、中心核から物質が激しく放出されていると考えられています。

３．トカゲ座BL天体
強いX線や電波を放ってます。多くは、数億ー６０億光年の距離にあり、電波銀河とクエーサーの中間的存在です。

４．クエーサー

クエーサーのイメージ

クエーサー (Quasar、QSO) とは、非常に離れた距離において極めて明るく輝いているために、光学望遠鏡では内部構造が見えず、恒星のような点光源に見える天体(quasi-stellar object)のこと。Quasar、QSOという呼称は quasi-stellar object（準恒星状天体）を縮めたものである。日本語では準星などと呼ばれていた。スペクトルの電波部分が弱いクエーサーのみを区別してQSOと呼ぶ場合もある。

現在では活動銀河核の一種とされ、性質の類似から、クエーサーと比べて比較的近傍に存在する活動銀河核を持つ銀河の一種である「セイファート銀河」と同じ種族を構成すると考えられている。

クエーサーのスペクトルは大きな赤方偏移を持っている。この大きな赤方偏移は、クエーサーが地球から極めて高速で遠ざかっていることを意味するので、ハッブルの法則によりクエーサーは極めて遠い場所に存在することがわかる。クエーサーは非常に遠方にあるわりには明るく見え、実際の明るさを考えると典型的な銀河の100倍程度のエネルギーを放出していると考え� �ことができる。

クエーサーの中には明るさが急激に変化しているものがある。これはクエーサーの本体が非常に小さいことを示唆している。

2007年6月11日には、最も赤方偏移の大きいクエーサーとして z = 6.43 のものがカナダ-フランス-ハワイ望遠鏡（CFHT）によって発見された。もしこれより遠くにクエーサーがあれば容易に見つかっているはずなので、我々人類は宇宙に存在する最も遠いクエーサーを観測しつつあるのかもしれない、と考えられている。

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ハッブルの音叉図による形による銀河の分類
楕円銀河:主に年老いた星により形成される。恒星の材料の水素ガスは過去に消費されたためにほとんど無く、星形成が起こっていないと考えられている。ほぼ真円状のものからかなり扁平なものまで8種に分かれる。円盤部分と中心部のバルジとの違いはほとんどない。
レンズ状銀河:渦巻き銀河に似るが円盤部に腕を持たない。中心が円形のものと端が棒状のものに分けられる。
渦巻銀河:中心部のバルジと円盤部の違いが顕著で、円盤部には渦巻状の腕のような構造を持つ。普通の渦巻き型と（例えばおおぐま座のM51とか）、中心部を突き刺すような構造を持つ棒渦巻銀河に分けられる。中心部は老いた恒星で形成され、円盤部は比較的若く青白い高温の恒星で形成される。この渦巻銀河、棒渦巻銀河ともに星間物質も豊富で、星形成が盛んである。
不規則銀河:上記の型に当てはまらないものが不規則銀河である。大マゼラン雲や、M82などがこの仲間。不規則銀河の多くは水素ガスがとても多く、爆発的に星形成が行われていて、若い恒星が多く観測されている。銀河同士の衝突により不規則に変形したものもある。
そのほかにも、銀河の周りを回る矮小銀河などがある。
また、（主に地球からの）見た目による分類もある。Face-on銀河は渦が正面に見える銀河であり、Edge-on銀河は渦が横から見える銀河である。必ずしも真正面あるいは真横から見える銀河ばかりではないので、「明確なface on銀河」「face-onに近い銀河」のような言い方もする。

銀河の合体
　銀河は単体だけで存在することも、ペアを形成していることもあるが、銀河群、銀河団、超銀河団と呼ばれるもっと大きな集団に属していることが多い。

　重力の作用する躍動的な宇宙空間では、そのようなグループの銀河は互いに作用し、衝突して合体することまである。銀河の合体によってガスは銀河の中心に流れ込み、急速な星形成現象が引き起こされる場合もある。

　私たちの天の川銀河はいつか、近隣のアンドロメダ銀河と衝突し合体すると考えられている。アンドロメダ銀河は地球から200万光年の近い距離にあるため、北半球から肉眼で見ることができる。

　このような複数の銀河間に起こる一連の過程は、不規則銀河が別の形状に変化したり、渦巻銀河が最終的に楕円銀河になったりす る自然な進化の一部なのかもしれない。
　　　

写真と記事はWikipediaとナショナル・ジオグラフィック協会より